La semana pasada iniciamos nuestra exploración del Cinturón de Asteroides, dentro de la serie sobre el Sistema Solar. Tras hablar de aspectos generales del Cinturón, en esta entrega y la siguiente nos dedicaremos a estudiar los “cuatro magníficos” de esa región del Sistema Solar, los cuatro objetos que constituyen alrededor del 50% de su masa total. Hoy hablaremos, de menor a mayor, de 10 Higia y 4 Vesta.
Antes de nada, un pequeño paréntesis de nomenclatura, porque afecta a los cuerpos que estudiaremos hoy. No es que sea extraordinariamente importante, pero no está de más pararnos un momento para establecer unas bases para nombrar estos objetos (y otros muchos de los que hablaremos más adelante en la serie). Las distinciones entre distintos objetos astronómicos son a veces difusas, y el uso de los nombres ha ido cambiando con el tiempo, ya que en algunos casos ni siquiera hubo, durante mucho tiempo, definiciones estrictas, con lo que sus significados eran simplemente lo que la mayor parte de la comunidad astronómica utilizaba, de manera informal.
Sin embargo, en 2006 se establecieron algunas definiciones más estrictas que aclararon bastante las cosas. Pero claro, aún arrastramos décadas o incluso siglos de “equipaje” con los nombres, de modo que las cosas no son tan sencillas como esas nuevas definiciones establecen. De modo que voy a intentar primero convencerte de que hacen falta definiciones más objetivas que las antiguas, y luego a dar algunas de ellas para referirnos a los objetos del artículo de hoy.
Creo que debería ser evidente que la “definición” de asteroide de Herschel sólo vale inicialmente, antes de pensar en profundidad sobre el asunto y de descubrir muchos cuerpos diferentes en el Sistema Solar. Eso de que son “como estrellas” porque parecen puntuales incluso con el telescopio se cae por su propio peso: ¿quiere eso decir que, según se van mejorando los telescopios y algunos objetos ya no son puntos de luz, dejan de ser asteroides? ¿qué son entonces? En la primera parte del artículo viste varias imágenes de 1 Ceres tomadas por el Hubble, y no se trata ya de un punto… luego ¿no es un asteroide?
Sin embargo, existen diferencias objetivas, que no dependen de nuestros instrumentos de medida, que hacen de 1 Ceres un objeto sustancialmente diferente de, por ejemplo, 216 Kleopatra. Las rocas que componen Kleopatra son una amalgama unida por fuerzas diferentes de la gravedad, mientras que Ceres tiene forma casi esférica y una masa lo suficientemente grande como para encontrarse en equilibrio hidrostático. Dicho mal y pronto, Kleopatra no es más que una roca espacial más o menos grande, pero Ceres es algo más – tiene capas de diferentes densidades que se han colocado donde están debido a la gravedad del cuerpo, y una consistencia mucho mayor que Kleopatra para enfrentarse, por ejemplo, a una colisión con otro cuerpo.
De ahí que en 2006 se establecieran algunas definiciones más objetivas, que causaron bastante escozor pero que, en general, me parecen mejores que las que teníamos antes, y espero que estés de acuerdo conmigo. Aparte de los satélites, que son fáciles de clasificar porque orbitan alrededor de otro cuerpo, los objetos que se mueven directamente alrededor del Sol se dividen en tres tipos diferentes, dependiendo de sus características:
Un cuerpo menor del Sistema Solar, CMSS o simplemente cuerpo menor, es un objeto que orbita alrededor del Sol pero no tiene la suficiente masa para alcanzar el equilibrio hidrostático debido a su propia gravedad. Dicho mal y pronto, es una roca espacial pequeña o más o menos grande, de forma generalmente irregular (algunos pueden ser casi esféricos, como Dactyl, la luna de 243 Ida, pero es por casualidad y evidente al observarlos). No hay un límite inferior de masa actualmente para esta definición, de modo que el meteoroide más pequeño o incluso el polvo espacial puede entrar en esta definición… aunque nadie la utiliza para esos cuerpos. Como ves, seguimos en algunos casos con definiciones de facto que deberían desterrarse, pero todo se andará.
25143 Itokawa, un cuerpo menor del sistema solar (su forma lo delata).
Como puedes ver, muchos objetos que anteriormente tenían sus propios nombres (asteroides, cometas, etc.) ahora se engloban en esta definición. Y es que la separación (que se sigue empleando, aunque no sea oficial) entre un asteroide y un cometa, por ejemplo, es difusa. Tradicionalmente, un cometa era un objeto que, al acercarse al Sol, exhibía una coma y a veces una cola. Hablaremos de cometas más adelante en la serie, pero puedes ver el problema – si, para saber si algo es un cometa o no, tenemos que esperar a que se acerque al Sol… ¿qué pasa si nunca lo hace? ¿sólo los que se acercan lo son? Como digo, se siguen diferenciando unos de otros, pero oficialmente son todos cuerpos menores. Incluso “asteroide” se ha ido reemplazando, poco a poco, por “planetoide”, porque se ha considerado tradicionalmente como asteroides sólo a los que orbitan interiormente a la órbita de Júpiter (no habíamos visto muchos otros al principio), pero ahora hay una miríada de objetos más lejanos, y ¿qué nombre darles entonces? En mi opinión, cuerpos menores basta, pero para gustos, colores.
Todos los objetos del Cinturón de Asteroides, menos uno, son cuerpos menores. Se trata de multitud de objetos muy pequeños, sin la suficiente masa como para redondearse debido a la gravedad… excepto, claro está, 1 Ceres, que ocupa el siguiente escalón de la clasificación.
Ese escalón es el de los planetas enanos: objetos que orbitan el Sol y sí tienen la suficiente masa como para alcanzar una forma elipsoidal debido a la gravedad, que han alcanzado el equilibrio hidrostático… pero que no han “limpiado” su órbita de otros objetos de manera razonable. Pero ¿qué diablos quiere decir esto, y a qué se refiere con “razonable”?
Cuando un objeto tiene la suficiente masa, o bien absorbe a través de colisiones la de la mayor parte de los objetos de su órbita, o bien los perturba debido a su acción gravitatoria de modo que la mayoría de esos objetos abandonan su órbita, o bien se convierten en sus satélites. Sin embargo, un cuerpo pequeño no tiene la suficiente masa para desarrollar tanta influencia en su órbita, de modo que viaja alrededor del Sol junto con muchísimos otros cuerpos, tal vez más pequeños individualmente, pero mayores que él todos juntos. Y ahí está la clave: un planeta enano puede ser el más grande de su barrio, pero todos los demás juntos “le ganan”, de modo que no es sino uno más.
1 Ceres es un claro ejemplo de este caso: como dijimos en el artículo anterior, un tercio de la masa total del Cinturón es Ceres. Pero claro, esto quiere decir que, si observas esa órbita alrededor del Sol, un 66% de lo que hay ahí no es Ceres. Por eso 1 Ceres no es un planeta, sino un planeta enano. Curiosamente, casi todo el mundo acepta sin dudar que Ceres no debería ser un planeta, porque ¡hay tantísimos otros objetos en el Cinturón! Ceres no es lo suficientemente “especial” comparado con ellos para constituir un planeta… y sin embargo casi todo el mundo cree que Plutón debería ser un planeta, porque tienen la idea de que sus alrededores están desiertos y Plutón viaja alrededor del Sol solo, especial, único. Esto es absolutamente falso, y Ceres tiene muchas más razones que Plutón para ser considerado un planeta, pero me temo que aún nos queda bastante para llegar hasta Plutón, de modo que no quiero dejarte con la miel en la boca.
1 Ceres, planeta enano.
Los astrónomos utilizan varios parámetros diferentes que miden esta “limpieza de la órbita”, pero el más simple y empírico de todos es el discriminante planetario de un objeto, que se suele representar por la letra griega μ, y tiene una definición muy intuitiva: es el cociente entre la masa del objeto y todo lo demás que hay en su órbita. En el caso de 1 Ceres, por ejemplo, μ = 0,5, ya que Ceres constituye, como hemos dicho, un tercio de la masa total de su órbita (hay otros valores diferentes por ahí, ya que todo depende de la precisión con la que hayamos calculado la masa del objeto y la total, algo que en el caso de Ceres y el Cinturón no es demasiado afinado). El discriminante planetario de la Tierra, por el contrario, es de 1 700 000, es decir, la Tierra es un millón setecientas mil veces más masiva que todo lo demás que hay a su alrededor junto.
Bien, el 0,5 de Ceres es muy pequeño comparado con el de cualquiera de los actualmente definidos como planetas, pero ¿qué hay de Plutón? El discriminante de Plutón es 0,077; es decir, Plutón representa sólo el 7,7% de la masa total de su órbita, y cuatro veces menos importante que Ceres en la suya. Hablaremos de él cuando le llegue el turno, pero no hay manera racional y objetiva (que no apele a la tradición) de considerar a Plutón un planeta y a Ceres no.
Neptuno, planeta.
Finalmente, un planeta es un objeto que orbita el Sol y lo suficientemente grande como para no sólo haber alcanzado el equilibrio hidrostático, sino para además haber “limpiado” su órbita de otros objetos. Desgraciadamente, no hay un límite definido de μ que separe planetas de sus hermanos menores, pero el planeta con un discriminante más pequeño, Neptuno, tiene 24 000, mientras que el planeta enano más grande, 1 Ceres, tiene 0,5, de modo que la separación es enorme. Lo cual no quiere decir que no estuviera bien tener un límite definido, pero bueno. En el artículo en el que define μ, el autor (Steven Soter) da un valor de 100 para el límite, pero se trata de algo más bien arbitrario.
El caso es que, de los cuatro objetos que empezaremos a explorar hoy, tres son cuerpos menores y sólo uno es considerado –ahora mismo, como veremos– un planeta enano. Empecemos con el más pequeño y humilde de los cuatro, aunque siga siendo un gigante al compararlo con el resto de objetos menores del Cinturón, 10 Higia.
Sólo con el nombre y lo que aprendiste en la primera parte del artículo (y una de las imágenes allí), ya deberías ser capaz de deducir un par de cosas sobre Higia. En primer lugar, se trata de un asteroide conocido casi desde el principio, pues es el décimo en haber sido descubierto (lo hizo Annibale de Gasparis en 1849). En segundo lugar, al ser un asteroide importante, da nombre a una familia entera de ellos, las Higias, con lo que puedes ver en qué región del Cinturón está situado en la imagen de las familias, que reproduzco aquí por comodidad (las Higias aparecen como Hygiea):
Principales familias de asteroides del Cinturón (Wikipedia/CC 3.0 Attribution-Sharealike).
Como puedes ver, se trata de un asteroide relativamente exterior, casi en el borde más externo del Cinturón. Su perihelio (el punto más cercano de su órbita al Sol) es de unas 2,8 UA, mientras que su afelio (el punto más alejado) es de 3,5 UA. Se mueve alrededor del Sol a unos 17 km/s, y tarda unos cinco años y medio en dar una vuelta completa. Su órbita es menos circular que la de los otros “tres magníficos”: tiene una excentricidad del 12%.
Animación de la órbita de Higia (la órbita exterior es la de Júpiter) (Wikipedia/CC 3.0 Sharealike License).
Respecto a su composición, dos datos deberían bastarte para deducirla tú mismo (si leíste y asimilaste la anterior entrega): en primer lugar, como acabamos de ver, es un asteroide de la región más externa del Cinturón. Como segundo dato, es muy difícil de ver desde la Tierra porque es muy oscuro (su albedo es de alrededor del 7%). Sí, efectivamente: se trata de un asteroide de tipo C, carbonáceo. De hecho, es el mayor representante de este grupo, algo que ya mencionamos en la primera parte del artículo. Utilizando la espectroscopía (que es como se determina el tipo de los asteroides) se han detectado sobre su superficie compuestos resultantes de la alteración de rocas por agua líquida, con lo que en algún momento de su pasado tuvo que haber estado lo suficientemente caliente como para que el hielo se derritiese sobre su superficie.
La temperatura ahora, desde luego, es muy baja, como es inevitable a esa distancia del Sol. Debido a la gran variación de distancia al Sol a lo largo de la órbita, la radiación que recibe cambia mucho en una vuelta, y la temperatura en el lado de sol y el de sombra son, por supuesto, muy diferentes, pero siempre bajas. La temperatura media de 10 Higia es de unos -110 ºC, y en lo más rabioso de su acercamiento al Sol alcanza unos “tórridos” -26 ºC. Estamos ya, como ves, en una región del Sistema Solar bastante distinta de la nuestra.
10 Higia es un objeto relativamente alargado, con una longitud de unos 500 km y una anchura, en su punto más estrecho, de unos 350 km. Esta forma hace evidente ya que Higia no tiene la suficiente masa como para constituir un planeta enano, ya que su propia gravedad no es lo suficientemente intensa como para “apelotonar” el material que lo compone en forma esférica. Efectivamente, es un “peso ligero” de sólo 8,85·1019 kilos, pero incluso así constituye alrededor del 3% de la masa total del Cinturón, que no está nada mal.
Al ser un asteroide carbonáceo y no tener una gravedad lo suficientemente grande como para apretujar las rocas hacia el centro, 10 Higia es muy poco denso: unos 2100 kg/m3, algo más del doble de la densidad del agua. Sobre su superficie, la aceleración de la gravedad es de tan sólo 0,09 m/s2. Aparte de notar esa minúscula gravedad, si estuvieras sobre su superficie verías el Sol salir cada 27,6 horas, algo más que la duración de un día terrestre y muchísimo más de lo que suele ser habitual para un asteroide de este tamaño (suelen girar bastante más rápido sobre su eje).
Modelo de Higia creado a partir de datos del Hubble.
No hemos logrado observaciones muy buenas de 10 Higia hasta el momento; lo mejor que tenemos son los modelos obtenidos a partir de las miradas que le ha echado el Hubble, con lo que conocemos con relativa exactitud su forma, pero no puedo mostrarte ninguna fotografía que merezca la pena del asteroide en sí. Las fotos más detalladas de la primera parte del artículo no han sido, desde luego, tomadas desde la Tierra, sino desde sondas que han pasado más o menos cerca de algún asteroide. Desgraciadamente, la misión Dawn al Cinturón de Asteroides, de la que hablaremos en el siguiente artículo, no se acercará a Higia, con lo que es probable que tengamos que esperar bastante tiempo hasta verlo en todo su esplendor.
Vesta, visto por el Hubble.
4 Vesta supera con creces a 10 Higia en casi todo, y conocemos bastante más de él que de su hermano menor. Como mencionamos en la primera parte, fue descubierto por Olbers en 1807. Su nombre ya indica que fue el cuarto en ser descubierto, tras 1 Ceres, 2 Palas y 3 Juno, pero se trata del asteroide más brillante de todos, visto desde la Tierra, aunque no sea el más grande.
Órbita de 4 Vesta.
Para empezar, Vesta se encuentra mucho más cerca de nosotros que Higia. Si observas de nuevo la gráfica de las familias asteroidales de arriba, verás dónde está la suya, en la región más interior del Cinturón. La órbita del propio Vesta tiene un afelio de 2,6 UA y un perihelio de 2,2 UA, y es bastante circular (tiene una excentricidad del 9%. Al estar más cerca del Sol que Higia, se mueve más rápido en su órbita, a 19,3 km/s, y tarda poco más de tres años y medio en dar una vuelta completa al Astro Rey. Así mismo, la temperatura máxima sobre su superficie es más elevada que sobre Higia: -18 ºC frente a los -26 ºC del más lejano.
Eso sí, estando a una distancia bastante menor del Sol que Higia, podría esperarse que Vesta estuviera bastante más caliente, pero la diferencia no es muy grande. Estoy convencido de que ya te hueles por qué, sobre todo tras escuchar que es el asteroide más brillante y que está en la región interior del Cinturón. 4 Vesta, al contrario que 10 Higia, no es una roca oscura y siniestra del tipo C. Aunque no se lo suele clasificar en un tipo determinado, porque es lo suficientemente grande como para tener distintas capas y una estructura interna relativamente compleja (aunque no tanto como un planeta de verdad), la superficie de Vesta es muchísimo más reflectante que la de Higia: tiene un albedo del 42%, comparado con el 7% de Higia; de hecho, su albedo es considerablemente mayor que el de nuestro propio planeta. De ahí que Higia, aunque reciba mucha menos radiación solar, sólo tenga una temperatura máxima unos grados inferior a la de Vesta.
De izquierda a derecha, tamaños comparados de 4 Vesta, 1 Ceres, Luna.
Como digo, se trata de un bicho bastante considerable: alrededor del 9% de la masa total del Cinturón. Con sus 2,7·1020 kg, es tres veces más masivo que Higia. Como consecuencia, es mucho más esférico que aquél: tiene un diámetro medio de unos 530 km, y valores máximo y mínimo de 578 y 458 km. Vale, no es una pelota, pero se acerca mucho más que Higia… y hay algo más. La masa de Vesta y su densidad (3 420 kg/m3) lo ponen en el borde mismo de alcanzar el equilibrio hidrostático, tanto que la comunidad astronómica puede considerar en el futuro, si se confirma que Vesta está en equilibrio hidrostático debido a su propia atracción gravitatoria, cambiar su categoría a la de planeta enano.
Pero, siendo lector de El Tamiz y, por tanto, poseedor de una afilada inteligencia a la par que un gusto excelente (y, por encima de todo, una humildad sobrecogedora), seguro que te estás preguntando: “Vale, pero si Vesta tiene tanta masa como para estar en equilibrio hidrostático, ¿por qué no es más o menos una pelota? ¿cuál es la razón de esa diferencia de 120 km entre sus diámetros mínimo y máximo, de esa deformidad?”
Para empezar, con los datos que tenemos pensamos que esa “deformidad” no estaba ahí cuando se formó 4 Vesta. Si te fijas en ella en la foto comparativa de arriba, es como si le hubieran arrancado un pedazo al asteroide, y eso es precisamente lo que pensamos que pasó hace relativamente poco tiempo. Un impacto tremendo, hace alrededor de mil millones de años, creó ese enorme cráter, cuyo diámetro es casi el del propio asteroide, y arrancó un buen trozo de Vesta, disgregándolo en pequeñas rocas que siguieron orbitando relativamente cerca de su progenitor durante algún tiempo, y algunos lo hacen incluso hoy.
Mapa de elevación de Vesta, creado a partir de datos del Hubble (rojo = elevado, azul = deprimido). Observa el cráter del polo sur.
Hay tantos de estos pequeños pedazos que constituyen su propio tipo espectral, los asteroides de tipo V o vestoides, que constituyen una buena parte de la familia Vesta. Su composición es más o menos la de la superficie de Vesta, y son un testimonio de aquel golpe cataclísmico que dejó “deforme” al asteroide. Pero hay más: los vestoides que vemos sólo constituyen un 6% de la masa que debió de perder Vesta en el impacto, lo cual quiere decir que muchos de los que estaban allí al principio ya no están. Esto no debería resultar sorprendente: como hemos visto en la primera parte del artículo, las órbitas de los asteroides son volubles si se alejan de ciertas zonas estables. Muchos de los trozos de Vesta probablemente fueron lanzados hasta el hueco de Kirkwood 3:1, y desde allí, debido a la acción de Júpiter, a muchos otros lugares.
3908 Nyx, de tan sólo unos 1012 kg.
Hay vestoides en órbitas incluso cercanas a la Tierra, como el pequeño 3908 Nyx, con un perihelio de tan sólo 1,04 UA. No sólo eso: hay meteoritos caídos sobre la superficie terrestre que son de origen claramente vestoide, tras un viaje por el espacio de entre 100 y 200 millones de años tras ser arrancados de Vesta. Esto hace a 4 Vesta un cuerpo muy especial: sólo hemos podido tocar, que sepamos, trozos de cinco objetos del Sistema Solar. Cuatro de ellos son nuestro propio planeta (por supuesto), la Luna, Marte y el cometa Wild 2, al que enviamos una misión hace relativamente poco precisamente con ese propósito. El asteroide 4 Vesta es el quinto de ellos.
Diogenita de Johnstown, un meteroito de origen vestoide.
Vesta es especial, además, por ser no sólo el asteroide más brillante visto desde la Tierra, sino porque a veces, si se encuentra en la posición adecuada y la atmósfera está limpia (y, naturalmente, no hay luces de grandes ciudades cerca) es posible incluso verlo a simple vista. Cuando eso ocurre se muestra justo como el asteroide que es, de acuerdo con el significado de Herschel. Es indistinguible de una estrella, aunque si puedes observarlo durante días te darás cuenta de que no se mueve con todas ellas, sino que erra por el firmamento como un planeta.
4 Vesta sobre San Francisco en 2007 (Wikipedia/CC 3.0 Sharealike License). Versión a 1944x1296 px.
Los meteroitos procedentes de Vesta, combinados con las observaciones del Hubble y de telescopios terrestres, nos han proporcionado una gran cantidad de información sobre la estructura externa e interna del asteroide, y algunos de los datos resultan sorprendentes si pensamos en todos los asteroides como simples rocas espaciales sin “vida interna”.
Vesta tiene una corteza relativamente delgada, de unos 10 km de profundidad. Tan delgada es que el enorme cráter de su polo sur revela parte del manto, compuesto fundamentalmente de olivino. En la superficie de Vesta hay incluso regiones muy oscuras y lisas de basalto, que parecen ser el resultado de coladas de lava, de cuando el planetoide estaba aún muy caliente y parcialmente fundido. Finalmente, Vesta tiene un pequeño núcleo muy denso de níquel-hierro, no tan diferente del nuestro. Claro está, el diminuto tamaño de este asteroide ha hecho que se enfriase muchísimo más rápido que la Tierra, con lo que cualquier resto de actividad geológica en su interior desapareció hace mucho tiempo, pero sus primeros años debieron de ser bastante interesantes.
Mi intención era haber dedicado este artículo a los “cuatro magníficos”, pero la extensión me ha hecho dedicirme por dividirlo en dos partes (demasiados cuerpos en un solo artículo hace que no te acuerdes bien de todo y los mezcles, creo). De modo que en la siguiente entrega estudiaremos los dos leviatanes del Cinturón, 2 Palas y 1 Ceres.
Para saber más: